HAT-P-33 b

HAT-P-33b
HAT-P-33b
	Экзопланета
	; Горячий юпитер в представлении художника.
Родительская звезда
Звезда	HAT-P-33
Созвездие	Близнецы
Прямое восхождение (α)	07ч 32м 44с
Склонение (δ)	+33° 50′ 06″
Видимая звёздная величина (mV)	11,89
Расстояние	св. лет; (419 (± 66) пк)
Спектральный класс	F
Масса (m)	1,403 (± 0,096) M☉
Радиус (r)	1,777 (± 0,28) R☉
Температура (T)	6401 (± 88) K
Металличность ([Fe/H])	0,05 (± 0,08)
Возраст	2,4 (± 0,4) млрд. лет
Элементы орбиты
Эпоха орбиты	J2000
Большая полуось (a)	0,0503 (± 0,0011) а. е.
Эксцентриситет (e)	0,148 (± 0,081)
Орбитальный период (P)	3,474474 д.
Наклонение (i)	86,7 +0,8; −1,2°
Аргумент перицентра (ω)	96 ± 119 °
Время транзита (Tt)	2455100,50255 (± 0,00023)
Физические характеристики
Масса (m)	0,762 (± 0,117) MJ
Радиус(r)	1,827 (± 0,29) или 1,686 RJ
Плотность (ρ)	0,15 +0,11; −0,05 г/см3
Ускорение св. падения (g)	2,75 (± 0,13) м/с²
Температура (T)	1838 (± 133) K
Информация об открытии
Дата открытия	6 июня 2011 г.
Первооткрыватель(и)	Hartman et al.
Метод обнаружения	Транзитный метод
Место открытия	Обсерватория Кека
Статус открытия	Опубликовано
Другие обозначения
	TYC 2461-988-1 b, GSC 02461-00988 b, 2MASS J07324421+3350061 b, UCAC2 43610148 b, UCAC3 248-90623 b
	Информация в Викиданных ?

HAT-P-33 b (GSC 02461-00988 b^[6])— экзопланета, обращающаяся вокруг звезды HAT-P-33, которая находится в созвездии Близнецы на расстоянии около 1367 световых лет от Солнечной системы. Открытие планеты было подтверждено в июне 2011 года. Планета обладает массой в 0,764 юпитерианских, но на 80 % превосходит Юпитер по радиусу; обнаружение аналогичных планет WASP-17 b и HAT-P-32 b, подняло вопрос о причинах их возникновения (в частности, о том, как планета достигла таких размеров)^[4]. Открытие было совершено транзитным методом.

Наличие экзопланеты на орбите HAT-P-33 было трудно подтвердить, потому как родительская звезда появляет высокую активность, из-за которой трудно получить точные измерения. Таким образом, учёные собирались сделать больше измерений радиальной скорости, хотя позже выяснилось, что HAT-P-33 b невозможно обнаружить этим методом. Доказательство существования планеты появилось после измерения кривой блеска звезды с помощью программы Blendanal^[4].

История открытияПравить

Существование планеты HAT-P-33 b было предположено после наблюдений с помощью шести телескопов HATNet, проекта, который специализируется на поиске и обнаружении экзопланет транзитным методом^[4]. Участниками проекта уже открыто более 10 планет.

Присутствие невидимого компаньона на орбите звезды ещё подозревалось в 2004 году, однако высокий уровень шума, исходящий от звезды, не позволил доказать наличие планеты в системе^[4]. Эти колебания не позволяют определить с точностью радиальную скорость звезды, а значит, характеристики планеты-кандидата, такие как класс, размеры и состав атмосферы^[4].

Обсерватория Кека, где проводились исследования HAT-P-33 b

Анимация, показывающая, как экзопланета может влиять на скорость и расположение звезды в пределах их общего центра масс

Сравнение размеров Юпитера и HAT-P-33 b

Спектр HAT-P-33 был исследован с использованием цифрового спидометра в обсерватории имени Уиппла (Аризона). На основе собранных данных учёные предположили, что вокруг неё обращается субзвёздный компаньон. Некоторые из параметров, включая его равновесную температуру и поверхностную гравитацию, были найдены^[4]. Кроме того, для наблюдения звезды был использован спектрограф SOPHIE из обсерватории Верхнего Прованса, Франция. При этом было установлено, что изменения радиальной скорости, которые часто указывают на наличие планеты в системе, возможно, вызваны искажением фона (дисторсией). Это значительно осложнило возможность подтверждения этой планеты и после этого наблюдения были приостановлены на несколько лет^[4].

С сентября 2008 по декабрь 2010 года было собрано двадцать два образца спектров с помощью спектрометра высокого разрешения HIRES в обсерватории Кека, Гавайи. Эти данные использовались для измерения радиальной скорости HAT-P-33, необходимой для идентификации планеты. Из-за высокой активности звезды потребовалось гораздо большее количество измерений, чем обычно собирается для компенсации эффекта дрожания данных^[4] . Был сделан вывод, что изменения в радиальной скорости были вызваны звёздной активностью, а не присутствием планет в системе^[4].

Астрономам стало очевидно, что методом измерения радиальных скоростей нельзя доказать существование HAT-P-33 b. Данные для создания кривой блеска HAT-P-33 были получены с помощью фотометрических наблюдений 1,2-метровым телескопом в обсерватории имени Уиппла^[4]. Таким образом, были отмечены небольшие изменения светимости, вызванные прохождением планеты по диску звезды^[4].

С помощью программы Blendanal, используемой для проверки планет, астрономы, проводившие наблюдения HAT-P-33, исключили возможность вхождения её в двойную или кратную звёздную систему, тем самым окончательно подтвердив открытие^[4].

Открытия похожих планет больших радиусов и малой массы HAT-P-32 b и WASP-17 b, задало вопрос о том, какие факторы, помимо температуры, вызвали «раздувание» внешних оболочек этих планет. Расхождение находится в планете WASP-18 b, которая гораздо жарче, чем недавно обнаруженные планеты HAT-P-32 b и WASP-17 b, но имеет значительно меньший радиус^[4].

Открытие планет HAT-P-33 b и HAT-P-32 b было опубликовано в журнале Astrophysical Journal 6 июня 2011 года^[5]. Авторы документа обнаружения планеты предложили наблюдение космическим телескопом Спитцер затмения HAT-P-33, чтобы лучше определить планетарные характеристики^[4].

ЗвездаПравить

HAT-P-33, или GSC 02461-00988, является звездой главной последовательности, спектрального класса F, находящаяся на расстоянии 1367 световых лет от Земли. Звезда заметно больше и массивнее нашего дневного светила: её масса и радиус составляют 1,403 и 1,777 солнечных соответственно. Другими словами, HAT-P-33 на 40 % массивнее и на 77 % больше Солнца. Она ярче нашего дневного светила примерно в 4,73 раза^[4]. Эффективная температура поверхности звезды составляет около 6401 K (6128°С), что характерно для звёзд такого типа. HAT-P-33 также богата металлами: её металличность составляет [Fe/H] = 0,05. Это означает, что звезда содержит на 12 % больше элементов тяжелее гелия (по массе), чем Солнце^[1]. HAT-P-33 намного моложе Солнца, её приблизительный возраст составляет 2,4 миллиарда лет (возраст Солнца — 4,57 млрд лет)^[1]. Звезда имеет видимую звёздную величину, равную 11,89^m, следовательно, её нельзя увидеть невооружённым глазом^[9].

Из-за звёздной активности астрономами было выдвинуто предположение, что HAT-P-33 входит в двойную систему, где тусклый компаньон визуально неотличим от главного, и имеет массу меньше 0,55 солнечных. Позднее эта теория была опровергнута^[4].

ХарактеристикиПравить

HAT-P-33 b представляет собой типичный газовый гигант с массой и радиусом 0,764 и 1,827 юпитерианских соответственно, что говорит о чрезвычайно низкой плотности вещества в недрах. Плотность планеты приблизительно равна 0,15 г/см³ — это одна из самых «рыхлых» планет, известных на настоящее время^[10]. HAT-P-33 b обращается вокруг родительской звезды на среднем расстоянии 0,0503 а. е., что составляет около 5 % среднего расстояния между Солнцем и Землёй. Год на планете длится 3,47 земных дней (83,39 часов)^[1]. Из-за близости к звезде HAT-P-33 b имеет среднюю температуру поверхности 1838 кельвинов, что в почти пятнадцать раз больше, чем измеренная средняя температура Юпитера (124 K)^[11].

Орбита планеты имеет эллиптическую форму (эксцентриситет 0,148)^[1]. Однако, потому что в спектре звезды HAT-P-33 наблюдаются шумы^[4], было трудно определить эксцентриситет орбиты с точностью. Большинство планет таких характеристик имеют круговые орбиты,^[12] но модель эллиптической орбиты была выбрана открывшими, как наиболее вероятная^[4]. HAT-P-33 b имеет орбитальное наклонение 86,7° к лучу зрения земного наблюдателя, это означает, что планета наблюдается с Земли практически с ребра^[1].

Средний радиус обитаемой зоны в данной системе равен примерно 2,17 а. е.^[13]

См. такжеПравить

ПримечанияПравить

↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ ¹⁰ ¹¹ ¹² ¹³ ¹⁴ ¹⁵ ¹⁶ ¹⁷ ¹⁸ Jean Schneider. Notes for star HAT-P-33 (неопр.). Extrasolar Planets Encyclopaedia (2011). Дата обращения: 15 июня 2011. Архивировано 24 ноября 2012 года.
↑ SIMBAD (неопр.). Дата обращения: 13 октября 2012. Архивировано 29 декабря 2017 года.
↑ ¹ ² Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-jitter Stars (неопр.). Дата обращения: 13 октября 2012. Архивировано 14 июня 2017 года.
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ ¹⁰ ¹¹ ¹² ¹³ ¹⁴ ¹⁵ ¹⁶ ¹⁷ ¹⁸ ¹⁹ ²⁰ ²¹ ²² ²³ ²⁴ ²⁵ Hartman, J.D.; Bakos, G.A. HAT-P-32b and HAT-P-33b: Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-Jitter Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — doi:10.1088/0004-637X/742/1/59. — Bibcode: 2011ApJ...742...59H. — arXiv:1106.1212.
↑ ¹ ² Hartman; Bakos; Torres; Latham; Kovacs; Beky; Quinn; Mazeh; et al. (2011), HAT-P-32b and HAT-P-33b: Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-Jitter Stars, arΧiv:1106.1212 [astro-ph.EP].
↑ ¹ ² SIMBAD — HAT-P-33 (неопр.). Дата обращения: 6 января 2013. Архивировано 6 апреля 2015 года.
↑ Hartman J. D., Bakos G. Á., Torres G., Latham D. W., Kovács G., Béky B., Quinn S. N., Shporer A., Marcy G. W., Howard A. W. et al. HAT-P-32b and HAT-P-33b: Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-jitter Stars (англ.) // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2011. — Vol. 742, Iss. 1. — P. 59. — 19 p. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1088/0004-637X/742/1/59 — arXiv:1106.1212
↑ Энциклопедия внесолнечных планет (англ.) — 1995.
↑ Planet HAT-P-33 b — The Visual Exoplanet Catalogue (неопр.) (недоступная ссылка — история).
↑ TEPCat: HAT-P-33 (англ.). Keele University Astrophysics Group. Дата обращения: 2 сентября 2013. Архивировано 9 декабря 2018 года.
↑ Kepler Discoveries (неопр.) (недоступная ссылка — история). Ames Research Center. NASA (2011). Дата обращения: 15 июня 2011. Архивировано 24 ноября 2012 года.
↑ A. Quirrenbach, T. Guillot, P. Cassen. Extrasolar Planets. — Springer, 2005. — P. 45—46. — ISBN 978-3-540-29216-6.
↑ $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $d_{AU}={\sqrt {L_{star}/L_{sun}}}={\sqrt {4,73/1}}\approx 2,17$

ЛитератураПравить

HAT-P-32b and HAT-P-33b: Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-jitter Stars (англ.)

СсылкиПравить

HAT-P-33 b в энциклопедии экстрасолнечных планет (англ.)
Два новых транзитных горячих гиганта от HATNet (англ.)
HAT-P-33 b на сайте Планетные системы (англ.)

[EPE-1] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ ¹⁰ ¹¹ ¹² ¹³ ¹⁴ ¹⁵ ¹⁶ ¹⁷ ¹⁸ Jean Schneider. Notes for star HAT-P-33 (неопр.). Extrasolar Planets Encyclopaedia (2011). Дата обращения: 15 июня 2011. Архивировано 24 ноября 2012 года.

[SIMBAD-2] SIMBAD (неопр.). Дата обращения: 13 октября 2012. Архивировано 29 декабря 2017 года.

[adsabs-3] ¹ ² Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-jitter Stars (неопр.). Дата обращения: 13 октября 2012. Архивировано 14 июня 2017 года.

[Hartman2011-4] ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ ¹⁰ ¹¹ ¹² ¹³ ¹⁴ ¹⁵ ¹⁶ ¹⁷ ¹⁸ ¹⁹ ²⁰ ²¹ ²² ²³ ²⁴ ²⁵ Hartman, J.D.; Bakos, G.A. HAT-P-32b and HAT-P-33b: Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-Jitter Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — doi:10.1088/0004-637X/742/1/59. — Bibcode: 2011ApJ...742...59H. — arXiv:1106.1212.

[ArXiv-5] ¹ ² Hartman; Bakos; Torres; Latham; Kovacs; Beky; Quinn; Mazeh; et al. (2011), HAT-P-32b and HAT-P-33b: Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-Jitter Stars, arΧiv:1106.1212 [astro-ph.EP].

[SIMBAD-1-6] ¹ ² SIMBAD — HAT-P-33 (неопр.). Дата обращения: 6 января 2013. Архивировано 6 апреля 2015 года.

[_1ef1e2bd5b494976-7] Hartman J. D., Bakos G. Á., Torres G., Latham D. W., Kovács G., Béky B., Quinn S. N., Shporer A., Marcy G. W., Howard A. W. et al. HAT-P-32b and HAT-P-33b: Two Highly Inflated Hot Jupiters Transiting High-jitter Stars (англ.) // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2011. — Vol. 742, Iss. 1. — P. 59. — 19 p. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1088/0004-637X/742/1/59 — arXiv:1106.1212

[_2156e6670b4bbe81-8] Энциклопедия внесолнечных планет (англ.) — 1995.

[host_star-9] Planet HAT-P-33 b — The Visual Exoplanet Catalogue (неопр.) (недоступная ссылка — история).

[HAT-P-33-10] TEPCat: HAT-P-33 (англ.). Keele University Astrophysics Group. Дата обращения: 2 сентября 2013. Архивировано 9 декабря 2018 года.

[datatable-11] Kepler Discoveries (неопр.) (недоступная ссылка — история). Ames Research Center. NASA (2011). Дата обращения: 15 июня 2011. Архивировано 24 ноября 2012 года.

[12] A. Quirrenbach, T. Guillot, P. Cassen. Extrasolar Planets. — Springer, 2005. — P. 45—46. — ISBN 978-3-540-29216-6.

[math-13] $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $d_{AU}={\sqrt {L_{star}/L_{sun}}}={\sqrt {4,73/1}}\approx 2,17$

[6]

[4]

[1]

[2]

[7]

[8]

[3]

[5]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

HAT-P-33b
Экзопланета
Горячий юпитер в представлении художника.
Родительская звезда
Звезда	HAT-P-33
Созвездие	Близнецы
Прямое восхождение ( $\text{[math]}$ α)	07^ч 32^м 44^с
Склонение ( $\text{[math]}$ δ)	+33° 50′ 06″
Видимая звёздная величина ( $\text{[math]}$ m_V)	11,89^[1]
Расстояние	св. лет (419 (± 66)^[1] пк)
Спектральный класс	F^[1]
Масса ( $\text{[math]}$ m)	1,403 (± 0,096)^[1] $\text{[math]}$ M_☉
Радиус ( $\text{[math]}$ r)	1,777 (± 0,28)^[1] $\text{[math]}$ R_☉
Температура ( $\text{[math]}$ T)	6401 (± 88)^[1] K
Металличность ([Fe/H])	0,05 (± 0,08)^[1]
Возраст	2,4 (± 0,4)^[1] млрд. лет
Элементы орбиты
Эпоха орбиты	J2000
Большая полуось ( $\text{[math]}$ a)	0,0503 (± 0,0011)^[1] а. е.
Эксцентриситет ( $\text{[math]}$ e)	0,148 (± 0,081)^[1]
Орбитальный период ( $\text{[math]}$ P)	3,474474^[2] д.
Наклонение ( $\text{[math]}$ i)	86,7 +0,8 −1,2^[1]°
Аргумент перицентра ( $\text{[math]}$ ω)	96 ± 119 °^[7]^[8]
Время транзита ( $\text{[math]}$ T_t)	2455100,50255 (± 0,00023)^[1]
Физические характеристики
Масса ( $\text{[math]}$ m)	0,762 (± 0,117)^[3] $\text{[math]}$ M_J
Радиус( $\text{[math]}$ r)	1,827 (± 0,29) или 1,686^[1]^[3] $\text{[math]}$ R_J
Плотность ( $\text{[math]}$ ρ)	0,15 +0,11 −0,05^[4] г/см³
Ускорение св. падения ( $\text{[math]}$ g)	2,75 (± 0,13)^[4] м/с²
Температура ( $\text{[math]}$ T)	1838 (± 133)^[4] K
Информация об открытии
Дата открытия	6 июня 2011 г.^[5]
Первооткрыватель(и)	Hartman et al.^[4]
Метод обнаружения	Транзитный метод^[4]
Место открытия	Обсерватория Кека^[4]
Статус открытия	Опубликовано^[4]
Другие обозначения
TYC 2461-988-1 b, GSC 02461-00988 b, 2MASS J07324421+3350061 b, UCAC2 43610148 b, UCAC3 248-90623 b^[6]
Информация в Викиданных ^?